The rise and fall of the Type Ib supernova iPTF13bvn - Not a massive Wolf-Rayet star
我们研究了位于附近的螺旋星系NGC 5806中的一颗核心坍缩超新星iPTF 13 bvn。爆炸发生后不久，中间帕洛玛瞬态工厂就发现了该物体，并将其归类为剥离包层CC SN，可能是Ib型。据报道，在爆炸前的哈勃太空望远镜（HST）图像中可能发现了一个祖先，使其成为唯一具有这种识别的SN Ib。基于测光的祖先候选人和早期的SN数据，有人认为，祖先候选人是一个单一的，大质量的沃尔夫-拉叶星（WR）一致。在这项工作中，我们提出了后续的多波段光变曲线和光谱的iPTF 13 bvn。我们进行谱线分析，以跟踪SN喷出物的演变，构建一个测辐射热的光变曲线，并进行流体动力学计算来模拟这个光变曲线，以约束合成的放射性镍质量和SN的总喷出物质量。分析了后期光度法对氧含量的限制。此外，图像配准的前和后爆炸HST图像进行。我们的HST天体测量证实了祖先候选者的位置，后续光谱安全地将iPTF 13 bvn分类为SN Ib。我们的流体动力学模型表明，1.9太阳质量和放射性镍的质量为0.05太阳质量的喷出物质量。模型拟合要求镍在喷出物中高度混合。晚期星云的r '波段光度与基于超大质量恒星中氧核合成的预测并不一致。我们的iPTF 13 bvn的热光变曲线与先前提出的单一大质量WR-恒星祖星方案不一致。喷出物的质量和后期的氧气排放量都明显低于预期的一个WR祖先，其主序星质量至少为30个太阳质量。
2014-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad-lined type Ic supernova iPTF16asu: A challenge to all popular models
众所周知，普通超新星（SNe）是由56 Ni级联衰变提供动力的。广义Ic型SNe（SNe Ic-BL）是SNe的一个子类，并不完全由56 Ni衰变提供动力。有人建议，一些SNe的IC-BL是由磁星自旋下降。iPTF 16 asu是一颗由Palomar Transient Factory发现的特殊宽线Ic型超新星。iPTF 16 asu的静止帧上升时间仅为4天，挑战了现有的流行型号，例如放射性加热（仅56 Ni）和磁星+56 Ni型号。在这里，我们表明，这种快速上升可以归因于之间的相互作用的SN喷出物和预先存在的拱星介质喷出的祖先在其最后阶段的演变，而后期的光变曲线可以更好地解释从一个快速旋转的磁星的能量输入。这个模型是对先前磁星模型的自然扩展。的质量损失率的祖先和喷出物的质量是一致的祖先，经历了一个共同的信封演变的二进制。光变曲线早期快速上升的另一种模型是传播到扩展包层的激波冷却。在现阶段，很难判断哪种模型（相互作用+磁星+56 Ni或冷却+磁星+56 Ni）更适合iPTF 16 asu。然而，值得注意的是，在冷却+磁星+56 Ni中推断的包层质量非常高。
2019-09-17 astro-ph.HE
Optical photometry and spectroscopy of the low-luminosity, broad-lined Ic supernova iPTF15dld
核塌缩剥层超新星爆发反映了其大质量恒星祖先的物理参数和演化路径的多样性。我们已经观察到Ic型SN iPTF 15 dld（z = 0.047），由Palomar Transient Factory报道。光谱是在最大光度后的20个静止帧天开始拍摄的，并受到年轻恒星星族背景的影响。宽光谱的吸收线与SN的连续检测，类似于那些测量宽线，高能量的SNe Ic。光变曲线和最大光度反而更类似于低光度、窄线Ic SNe。这表明了一种行为，即某些高度剥离的信封SNe不产生大量的镍56，但爆炸是足够的能量，大部分的喷出物被加速到高于通常的速度。我们估计SN iPTF 15 dld的主序祖星为20-25 Msun，产生的Ni 56质量约为0.1-0.2 Msun，喷出物质量为[2-10] Msun，动能为[1-18] e51 erg。
2016-12-10 astro-ph.HE
The peculiar Type Ia supernova iPTF14atg: Chandrasekhar-mass explosion or violent merger?
iPTF14atg是一颗类似SN 2002es的Ia型超新星，是第一颗在早期光变曲线中观测到强烈紫外闪光的Ia型超新星。这已被解释为一个单简并（SD）祖系统的证据，这样的信号预计从SN喷出物和非简并伴星之间的相互作用。在这里，我们比较了不同祖先场景的多维最先进的爆炸模型的合成观测值与iPTF14atg的光变曲线和光谱。根据我们的模型，我们难以解释SD祖细胞通道内iPTF14atg的光谱演变。相比之下，我们发现，两个碳氧白矮星与0.9和0.76太阳质量的暴力合并，分别提供了一个很好的匹配，iPTF 14 atg的光谱演化，从10天前到几个星期后，最大的光。我们的合并模型不能自然地解释iPTF14atg的初始紫外线闪光。我们讨论了几种可能性，如相互作用的SN喷出物与星周介质和表面放射性从他点燃合并，可能能够占早期的紫外线辐射在暴力合并模型。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
iPTF14hls in the circumstellar medium interaction model: A promising candidate for a pulsational pair-instability supernova
iPTF14hls是一颗发光的II型超新星（SN），其光变曲线凹凸不平，其起源仍有争议。自发现以来，它的有效温度和光度大致保持恒定约600天，然后缓慢衰变。在发现后的$\sim 1000$ \天，光变曲线转变为非常陡峭的下降。在这个陡峭的下降阶段采取的频谱显示出清晰的冲击波与致密的星周介质（CSM）相互作用的签名。在这里，我们探索了iPTF14hls作为相互作用驱动SN的可能性。iPTF14hls的光变曲线可以用类似风的CSM拟合。分析建模表明，iPTF14 hls在最后一次$\sim 200\mathrm{yr}$期间可能发生了6次质量损失。假设1954年的爆发触发了最后一次质量损失事件，根据不同的模型，星风的速度被确定为$40-70\mathrm{km}\mathrm{s}^{-1}$。质量损失率在$% 0.4-3.3M_{\odot }\mathrm{yr}^{-1}$范围内。推断出的喷出物和CSM的总质量（$M_{\mathrm{ej}}+M_{\mathrm{CSMs}}\simeq 245M_{\odot }$）支持iPTF14 hls可能是（脉动）对不稳定SN的候选者的想法。发现和观察更多类似的恒星爆炸将有助于理解这些奇特的SNe。
2022-06-01 astro-ph.HE
Early ultraviolet signatures from the interaction of Type Ia supernova ejecta with a stellar companion
Ia型SNe的祖先尚未完全了解。两个主要的祖先场景是单退化（SD）场景和双退化场景。在SD的情况下，超新星Ia喷出物与其伴星的碰撞，预计将产生可检测的紫外线（UV）发射在SN爆炸后的头几天在某些视角。最近，Cao等人在一个类似SN 2002 es的奇特SN Ia iPTF 14 atg中探测到了强烈的紫外闪光，这被解释为早期的紫外信号的证据，由于SN喷出物与其伴星相互作用，支持SD的情况。在本文中，我们提出了预期的光度分布所产生的早期紫外辐射从超新星Ia喷射物的同伴相互作用进行二进制人口合成计算不同的祖系统在SD的情况下。我们的理论预测将有助于未来对Ia超新星的早期观测，以限制其可能的祖先。假设观测到的iPTF 14 atg的强紫外脉冲确实是由SN喷射物-伴星相互作用产生的，我们的星群合成模型表明iPTF 14 atg的祖先系统很可能是一个红巨星施主双星系统，而不太可能是主序星或氦星施主系统。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong late-time circumstellar interaction in the peculiar supernova iPTF14hls
我们提出了一个中等分辨率的光谱的奇特的II型超新星iPTF 14 hls采取1153天后发现。这个光谱揭示了激波与致密的星周物质（CSM）相互作用的清晰特征。我们认为，这种CSM相互作用可能是一个重要的线索，了解极其不寻常的光度和光谱的演变，在第一个600天的iPTF 14 hls。后期光谱显示了一条双峰的中等宽度的H-α线，表明膨胀速度约为1000 km/s，双峰形状暗示了CSM中的盘状几何形状。如果CSM是高度不对称的，也许是在爆炸前3-6年从恒星喷出的圆盘或环面中，那么CSM的相互作用可能已经超出并隐藏在SN喷出物的光球之下。在这种情况下，CSM相互作用的光度将在光球层以下被热化，可能维持高光度，而不会表现出强CSM相互作用的传统观测特征（窄H-α发射和X射线）。CSM密度结构的变化可以解释光变曲线的多次再亮。我们建议，在最近的SNe中看到的信封CSM相互作用，而不是一个全新的爆炸机制，可能足以解释iPTF 14 hls的特殊演变。
2018-01-11 astro-ph.HE
The rate of iPTF 14gqr like ultra-stripped supernovae and binary evolution leading to double neutron star formation
双中子星（DNS）系统是由大质量双星产生的。在DNS形成的最后阶段，一颗极度剥离的恒星的超新星（SN）爆炸预计会发生。这种类型的SN被称为超剥离SN（USSN）。最近的一项研究表明，一个Ic型SN，iPTF 14 gqr（SN 2014 ft）具有低的喷出物质量（$\approx0.2~\mathrm{M}_\odot$），其前身具有质量为$\sim0.01~\mathrm{M}_\odot$的氦包层。然后这个SN被解释为USSN，这是USSN的第一次发现。此外，对iPTF 14gqr的观测为我们提供了一些关于其形成历史的信息。在这里，我们进行人口合成计算，以估计检测率的iPTF 14gqr像USSNe的光学瞬态调查，中间帕洛玛瞬态工厂（iPTF），Zwicky瞬态设施（ZTF），和大型综合巡天望远镜（LSST）。我们发现iPTF、ZTF和LSST可以分别以1、40和5 $\mathrm{yr}^{-1}$的速率观察到iPTF 14 gqr样USSNe。在4年的观测中，iPTF可能探测到4个类似USSNe的iPTF 14gqr。此外，我们还研究了一些双星物理对DNS系统轨道参数和形成通道的影响。
2019-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Intermediate Type Ia Supernova Between Normal And Super-Chandrasekhar
在本文中，我们报告了一个奇特的Ia型超新星iPTF13asv（又名，SN 2013cv）从爆炸开始到峰值后的几个月。iPTF13asv的早期光谱显示没有铁吸收，表明合成的铁元素被限制在喷出物的低速区域，这反过来又意味着沿视线的分层喷出物结构。我们对iPTF13asv的光变曲线和光谱的分析表明，它是介于正常和超阿布拉塞卡事件之间的一种中间情况。一方面，它的光变曲线形状（B波段$Δm_{15}=1.03\pm0.01$）和整体光谱特征类似于正常的Ia型超新星。另一方面，类似于超克拉塞卡事件，它显示出大的峰值光学和紫外光度（$M_B=-19.84\,\rm{mag}$，$M_{uvm2}=-15.5\,\rm{mag}$），相对较低但几乎恒定的\ion{Si}{2}速度约为$10,000\,\rm{km}\,\rm{s}^{-1}$，以及光谱中持续的碳吸收。我们估计$^{56}$ Ni质量为$0.81^{+0.10}_{-0.18}M_\odot$，总喷出物质量为$1.59^{+0.45}_{-0.12}M_\odot$。iPTF13asv的大喷出物质量及其分层喷出物结构似乎有利于双简并起源。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn
核心坍缩超新星（SN）爆炸标志着大质量恒星动荡的生命的结束。确定它们的祖先的性质是理解SNe性质的关键一步。直到最近，还没有直接检测到Ibc型SN的祖先，据信它们来自通过恒星风失去氢包层的大质量恒星和伴星从主星剥离H包层的双星系统。在这里，我们分析了最近报道的iPTF 13 bvn的观测结果，这可能是基于爆炸前图像的SN Ib祖先的首次检测。非常有趣的是，最近发表的单星日内瓦模型可以重现观测到的候选祖先的测光及其质量损失率，证实了最近提出的方案。我们发现，一个单一的WR星的初始质量在31-35 Msun的范围内符合观测到的光度的祖先iPTF 13 bvn。母星的光度log（L/Lsun）约为5.55，表面温度约为45000 K，爆炸时的质量约为10.9 Msun。我们的非旋转32 Msun模型高估了祖先的半径，尽管这可能与更大质量（40至50 Msun之间），更热，更明亮的祖先的微调模型相一致。我们的模型表明，一个非常不确定的喷出物质量约8 Msun，这是高于平均的SN Ib喷出物质量，是来自光变曲线（2-4 Msun）。这种可能的高喷出物质量可以在iPTF 13 bvn光变曲线和光谱中产生可检测的影响。如果候选者确实被证实是祖先，我们的结果表明，具有相对较高的初始质量（>30 Msun）的恒星可以在死亡时产生可见的SN爆炸，并且不会直接坍缩成黑洞。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
iPTF15dtg: a double-peaked Type Ic Supernova from a massive progenitor
Ic型超新星（SNe Ic）产生于贫氢（和氦）恒星的核心坍缩，这些恒星可能是单个WR恒星，也可能是被伴星剥离了外壳的低质量恒星。它们的光变曲线是放射性供电的，并且通常显示出快速上升到峰值（$\sim$ 10-15 d），而没有任何早期（最初几天）发射凸起（除了宽线SNe Ic），这有时见于其他类型的条带包络SNe（例如，IIb型SN 1993 J和Ib型SN 2008 D）。我们已经研究了iPTF 15 dtg，光谱正常的SN Ic与早期过剩的光学光变曲线，随后由一个长（$\sim$ 30天）上升到主峰。这是第一个观测到的光谱正常双峰SN Ic。我们的目标是确定这次爆炸及其前身恒星的性质。iPTF 15 dtg的光学光度和光谱是用多个望远镜获得的。由此产生的光变曲线和光谱序列进行了分析和建模与流体动力学和分析模型，特别侧重于早期的排放。结果iPTF 15 dtg是一个缓慢上升的SN Ic，类似于SN 2011 bm。流体动力学模型的测热特性揭示了一个大的喷出物质量（$\sim$ 10 $M_{\odot}$）和强大的$^{56}$镍混合。如果我们考虑到祖星周围存在一个扩展的（$\sim$ 500 R $_{\odot}$）、低质量（$\sim$ 0.045 M $_{\odot}$）包层，那么早期的发光就可以重现。早期峰值的替代方案，如与伴星的相互作用，来自祖星表面的冲击爆发（SB…
2016-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Color Me Intrigued: the Discovery of iPTF 16fnm, a Supernova 2002cx-like Object
现代广域光时域勘测必须解决一个基本的优化问题：最大化瞬态发现的数量或最小化新发现所需的后续工作。在这里，我们描述的颜色我感兴趣的实验，第一个从中间帕洛玛瞬态工厂（iPTF）搜索瞬态同时在$g_\mathrm{PTF}$ -和$R_\mathrm{PTF}$ -波段。在这个实验过程中，我们发现了iPTF $\,$ 16 fnm，这是Ia型超新星（SNe）中类02 Cx的新成员。iPTF $\,$ 16 fnm在$M_{g_\mathrm{PTF}} = -15.09 \pm 0.17 \; \mathrm{mag}$达到峰值，使其成为第二个最不发光的已知Ia型SN。iPTF 16 fnm具有类02 cx的所有特征：（i）峰值时的低光度，（ii）低喷出物速度，（iii）峰值后几个月的非星云光谱。在光谱上，iPTF $\,$ 16 fnm表现出与另外两个低光度类02 cx SNe：SNe 2007 qd和2010 ae的惊人相似性。iPTF $\,$ 16 fnm和SN 2005 hk以几乎相同的速率衰减，尽管峰值亮度相差3等。当考虑02 cx类SNe的完整子类时，我们没有发现$g'$或$r'$带中峰值亮度和下降速率之间紧密相关的证据。我们进一步研究了02 cx样SNe的$g' - r'$演化，发现它们独特的颜色演化可以用来将它们与91 bg样和正常Ia型SNe分开。这种选择功能在光谱学…
2017-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disappearance of the Progenitor of Supernova iPTF13bvn
NGC 5806中的超新星（SN）iPTF 13 bvn是第一个在爆炸前的图像中暂时与祖先候选者联系在一起的Ib型SN。我们进行了深紫外（UV）和光学哈勃太空望远镜（HST）的观测SN网站740天后爆炸。我们在光学波段探测到一个比爆炸前的物体更暗的物体。这种变暗可能不是由喷出物中的灰尘吸收产生的;因此，我们的发现证实了祖先候选者与SN的联系。在我们的数据中的对象很可能是由衰落的SN，这意味着前SN流量主要是由于祖占主导地位。我们比较我们的修订前SN测光与以前提出的祖模型。虽然二元祖细胞是有利的，模型需要完善。特别是，为了符合我们的深紫外探测极限，任何伴星都必须比晚O型星更亮，或者被新形成的尘埃所掩盖。确定的祖先特征将需要进一步的观察，以解开一个更微弱的SN及其环境的贡献。
2016-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The bumpy light curve of supernova iPTF13z
I In型超新星（SN）主要由SN喷出物与星周介质（CSM）的相互作用所控制。一些SNe IIn（例如，SN 2006 jd）在它们的光变曲线中有重新变亮（“颠簸”）的情节。我们提出了iPTF 13 z，一个SN IIn发现的中间帕洛玛瞬态工厂（iPTF）和其光变曲线的几个凸起的特点。我们分析这种特殊的行为，试图推断CSM和SN爆炸的性质，以及其祖星的性质。我们在帕洛玛天文台的P48和P60望远镜发现后获得了超过1000天的多波段光学测光。我们获得了同一时期的低分辨率光谱。我们做了一个原始爆发的档案搜索。我们分析了我们的光度和光谱，并比较iPTF 13 z与其他SNe IIn。一个简单的分析模型被用来估计CSM的属性。iPTF 13 z是SN IIn，在其下降阶段显示具有五个凸起的光变曲线。撞击的振幅在0.4到0.9等之间，持续时间在20到120天之间。最突出的隆起出现在我们所有不同的光学波段。光谱显示出典型的SN IIn特征，发射线为H $α$（具有宽的FWHM ~ $10^{3}-10^{4} ~{\rm ~km ~s^{-1}}$和窄的FWHM ~ $10^2 \rm ~km ~s^{-1}$）和He I，也具有Fe II、Ca II、Na I D和H $β$ P-Cygni轮廓（具有~ $10^{3}$ ${\rm ~km ~s^{-1}}$速度）。一次爆炸前的爆发被确认为…
2017-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Analyses of Hydrogen-stripped core-collapse supernovae using MOSFiT and MESA based tools
在这项工作中，我们使用两个公开可用的分析工具来研究四个氢（H）-剥离核心-坍缩超新星（CCSNe），即SN 2009 jf，iPTF 13 bvn，SN 2015 ap和SN 2016 bau。我们使用瞬态模块化开源拟合器（{ \tt MOSFiT}）对多波段光变曲线进行建模。{ \tt MOSFiT}分析分别显示SN 2009 jf、iPTF 13 vn、SN 2015 ap和SN 2016 au的$0.80_{-0.13}^{+0.18}$ M $_{\odot}$、$0.15_{-0.09}^{+0.13}$ M $_{\odot}$、$0.19_{-0.03}^{+0.03}$ M $_{\odot}$和$0.19_{+0.02}^{-0.01}$ M $_{\odot}$的喷出物质量（log M $_{ej}$）。后来，恒星天体物理学实验模块（{ \tt MESA}）被用来构建从主序前到核心坍缩的恒星模型，这些恒星可能是这些H剥离的CCSNe的祖先。基于文献，我们将12 M $_{\odot}$ ZAMS星建模为iPTF 13 vn、SN 2015 ap和SN 2016 bau的可能祖先，而将20 M $_{\odot}$ ZAMS星建模为SN 2009 jf的可能祖先。恒星工程和模型在其生命周期的各个阶段的物理特性的一瞥已经展示了这些分析线程的有用性，以详细了解几类瞬态…
2022-05-31 astro-ph.HE
iPTF 16hgs: A double-peaked Ca-rich gap transient in a metal poor, star forming dwarf galaxy
富钙间隙瞬变代表了一类有趣的新的微弱和快速发展的超新星，表现出强大的[钙II]发射在其星云相谱。在本文中，我们提出了iPTF 16 hgs的发现和后续观测-一个中等亮度和快速演变的瞬变，表现出双峰光变曲线。在光球相呈现出典型的Ib型光谱，并且早期过渡到[Ca II]主导的星云相，我们表明iPTF 16 hgs显示出与富Ca能隙瞬变类一致的性质，但有两个有趣的例外。首先，虽然光变曲线的第二个峰值是类似于其他富钙间隙瞬态（建议$M_{ej}$的0.4 M $_\odot$和峰值亮度的$3 \times 10^{41}$尔格s $^{-1}$），我们表明，第一个蓝色和快速下降（超过$2$天）峰是唯一的这个来源。第二，利用积分场单位观测，我们发现iPTF 16 hgs发生在一个低金属丰度（0.4 Z $_\odot$）的恒星形成型矮旋涡星系的外围（$6$ kpc $ = 1.9 R_{eff}$的投影偏移）。使用深晚时间的VLA和UGMRT观测，我们把严格的限制源的本地环境，排除了一个大的参数空间的拱星密度和质量损失的环境的祖。如果iPTF 16 hgs与富钙间隙瞬变类共享爆炸物理学，则第一峰的存在可以通过将$^{56}$ Ni的0.01 M $_\odot$增强混合到喷出物的外层中来解释，这让人想起WD上的He壳爆炸的一些模型。另一方面，如果iPTF 16 hgs在物理上与类无关，则第一…
2018-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulation of Double-Detonations in the Double-Degenerate Model for Type Ia Supernovae and Interaction of Ejecta with a Surviving White Dwarf Companion
本文研究了Ia型超新星（SNe~Ia）双爆轰模型中的流体动力学和核合成，以及在双简并情况下喷出物与幸存白矮星（WD）伴星的相互作用。我们建立了一个含$1.0M_\odot$和$0.6M_\odot$碳氧（CO）WD的双星系统，其中主WD由CO核和氦（He）壳组成，分别含$0.95$和$0.05M_\odot$。我们遵循的双星系统的演化，从启动的He爆轰，点火和传播的CO爆轰，和相互作用的SN喷出物与同伴WD。伴随的WD（或幸存的WD）获得$\sim 1700$ ~km~s $^{-1}$的甩出速度，并捕获$\sim 0.03M_\odot$的$^{56}$ Ni和$3 \times 10^{-4}M_\odot$的He。这样的He可以在幸存的WD表面上检测到。SN喷出物包含一个“伴源流”和从伴WD（$\sim 3 \cdot 10^{-3}M_\odot$）剥离的未燃烧物质，尽管流的组成取决于伴WD的He壳质量。喷出物也有一个速度漂移$\sim 1000$ ~km~s $^{-1}$由于爆炸的初级WD的二进制运动。这些特征在未燃烧物质（如SN~ 2010 lp和iPTF 14 atg）的氧发射线的星云相光谱中以及来自速度漂移的蓝移或红移的铁族发射线（如亚发光SNe~Ia的一部分）的星云相光谱中将是突出的。我们期望与D $^6$模型对应的SN~Ia能为SN~Ia的观测留下这些指纹。
2018-10-19 astro-ph.HE
Long Plateau Doth So: How Internal Heating Sources Affect Hydrogen-Rich Supernova Light Curves
本文提出一个考虑任意内部加热源的半解析SNIIP光变曲线模型，发现持续内部加热源虽能提升平台光度，但平台期持续时间最多仅增加约2-3倍，这对解释超长持续超新星和识别巨型恒星爆炸具有重要意义。
2024-11-18 astro-ph.HE
Revealing the binary origin of Type Ic superluminous supernovae through nebular hydrogen emission
我们认为在Ic型超亮超新星iPTF 13 ehe中观测到的星云H-α辐射来自于超新星喷出物与伴星碰撞时从伴星上剥离的物质，辐射的时间演化、谱线展宽和整体蓝移与这一解释是一致的。我们缩放星云的H-α光度预测Ia型超新星在单简并系统中，以获得剥离的质量需要解释的H-α光度的iPTF 13 ehe。我们发现剥离质量为0.1 - 0.9太阳质量，假设超新星光度是由放射性或磁星自旋下降。由于需要一个中央加热源来激发H-α发射，如果H-α发射来自剥离物质，则相互作用动力模型不适合iPTF 13 ehe。我们推导出一个超过20个太阳质量的伴星质量和一个小于20个伴星半径的双星分离的基础上的剥离效率在碰撞过程中，表明超新星的祖先和伴星形成了一个巨大的紧密的双星系统。如果Ic型超亮超新星通常发生在大质量的近距离双星系统中，那么先前在几颗Ic型超亮超新星中观察到的早期增亮也可能是由于与近距离伴星的碰撞。对未来Ic型超亮超新星中星云氢发射的观测将使我们能够检验这一解释。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Calcium-rich Transient SN 2019ehk in A Star-Forming Environment: Yet Another Candidate for An Ultra-Stripped Envelope Supernova
本文介绍了SN~Ib~ 2019 ehk的光学和近红外观测结果。我们表明，它演变成一个富钙瞬态根据其光谱特性和演化在后期阶段。然而，它显示了一些区别于典型的富钙瞬变的特性：在光变曲线中的短持续时间的第一个峰值，高峰值亮度，并与恒星形成环境的关联。事实上，这些特征中的一些与iPTF 14 gqr和iPTF 16 hgs共享，iPTF 14 gqr和iPTF 16 hgs是一类特殊的核心塌陷SNe（CCSNe）的候选者：所谓的超剥离包络SNe，即，双星中相对低质量的He（或C+O）星爆炸，是双中子星双星的先驱。估算的喷出物质量（$0.43 M_\odot$）和爆炸能量（$1.7 \times 10^{50} $ ~erg）与这一情景一致。对第一个峰的分析表明，在祖星附近存在致密的星周物质，这意味着CCSN的起源。基于这些分析，我们认为SN 2019 ehk是超剥离信封SN的另一个候选者。这些超剥离信封SN候选人似乎形成一个亚群之间的Ca丰富的瞬变，与年轻的人口。我们认为区分这一种群的关键是它们光变曲线中的早期第一个峰值。
2020-05-06 astro-ph.HE
A hot and fast ultra-stripped supernova that likely formed a compact neutron star binary
致密中子星双星系统是由大质量双星通过恒星演化产生的，其中包括两次超新星爆炸。这些系统形成的最后阶段还没有被直接观察到。我们报告了iPTF 14 gqr（SN 2014 ft）的发现，这是一颗Ic型超新星，具有快速演化的光变曲线，表明其喷出物质量（$\approx 0.2$太阳质量）和动能（$\approx 2 \times 10^{50}$尔格）极低。早期的光度学和光谱学揭示了一个扩展的富氦包层的冲击冷却的证据，可能是在一个强烈的爆炸前的质量损失插曲的祖喷射。综上所述，我们解释iPTF 14 gqr作为超剥离超新星的证据，在紧凑的双星系统中形成中子星。
2018-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Models for Type Ib/c Supernova Progenitors
Ib/c型超新星（SNe Ib/c）标志着缺氢大质量恒星的死亡。SNe Ib/c祖先的演化情景涉及许多重要的物理过程，包括风引起的质量损失及其金属丰度依赖性、恒星自转和双星相互作用。这使得SNe Ib/c成为恒星演化理论的一个极好的试验平台。我们回顾了文献中SN Ib/c祖细胞进化模型的主要结果及其与最近观察的对抗。我们认为，SN Ib/c祖细胞的性质可以显着不同的单和二进制系统，和二进制演化模型可以解释喷出物的质量来自SN Ib/c光变曲线，SN Ib/c网站在其宿主星系的分布，和光学幅度的暂定祖候选人的iPTF 13 bvn。我们强调的重要性，早期观测的光变曲线和光谱，准确测量的氦质量在SN Ib/c喷出物，和系统的研究SN Ib/c属性的金属丰度依赖，以更好地约束理论。
2015-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae: Trigger of Detonation in Companion White Dwarfs and Signatures of Companions' Stripped-off Materials
利用高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟Ia型超新星（SNe Ia），研究了具有不同伴白矮星（WD）的双简并（DD）系统中的双爆轰。我们发现，在某些DD系统中只有主WD爆炸，而在其他DD系统中，主WD的爆炸会引起伴随WD的爆炸。前一种情况是所谓的动态驱动双简并双爆轰（D $^6$）爆炸，或氦点燃的猛烈合并爆炸。主WD的超新星喷出物从伴星WD中剥离物质，伴星WD的质量为$\sim 10^{-3}M_\odot$。当伴随WD是具有He壳层$\lesssim 0.04M_\odot$的碳-氧（CO）WD时，剥离的材料包含碳和氧。由于它们对iPTF 14 atg的低速喷出物成分有贡献，因此D $^6$爆炸可能是亚发光超新星Ia的对应物。剥离的物质可能有助于在几个超新星Ia中看到的低速C。在后一种情况下，如果是He WDs，则伴随WDs通过He爆轰发生爆炸，如果是CO WDs，则通过双爆轰机制与He壳发生爆炸。我们根据爆炸次数将这些爆炸命名为“三重”和“四重”爆炸（TD/QD）。量子点爆炸可能是明亮的Ia型超新星的对应物，如SN 1991 T和SN 1999 aa，因为它们产生大量的$^{56}$ Ni，并且它们的He爆轰产物有助于伴随这种明亮的Ia型超新星的早期发射。另一方面，TD爆炸可能不会产生足够量的$^{56}$ Ni来解释发光的Ia超新星。
2019-09-26 astro-ph.HE
Common envelope jets supernova (CEJSN) impostors resulting from a neutron star companion
我们提出了一种新的类型的重复瞬态爆发所引发的中子星（NS）进入信封的一个演化的大质量恒星，吸积信封材料，随后发射与周围环境相互作用的喷流。这种相互作用的结果要么是一个快速膨胀的主要恒星由于其核心的不稳定性接近年底的核演化，或由于一个动力学过程，迅速带来的NS到主要的恒星。尽管不是超新星，但喷出物的速度可以达到10，000 km/s，这可能解释了SN 2009 ip的发光蓝色变星祖先在2011年爆发的速度。典型的瞬态持续时间和动能分别为数周至数月，以及高达约1foe。NS与巨包层的相互作用可能是大多数NS-NS双星系统的祖先演化的一个阶段，后来经历了合并事件。如果NS一直螺旋到主恒星的核心，并使其完全分裂，我们称之为“共同包层喷流超新星”（CEJSN），这是对奇特超新星iPTF 14 hls的一种可能解释。对于NS与包络的有限相互作用，我们得到一个不太明亮的瞬态，我们称之为CEJSN冒名顶替者。
2018-11-06 astro-ph.HE
Possible Circumstellar Interaction Origin of the Early Excess Emission in Thermonuclear Supernovae
本文提出星周物质模型，通过抛射物与星周物质相互作用解释Ia型超新星早期过量辐射，并指出需结合紫外、光学和射电多信使观测来研究其前身星系统。
2023-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spectacular Ultraviolet Flash From the Peculiar Type Ia Supernova 2019yvq
对Ia型超新星（SNe $\,$ Ia）的早期观测为理解导致最终热核爆炸的祖先系统提供了重要线索。我们对SN $\,$ 2019 yvq进行了精细的观测，这是继iPTF $\,$ 14 atg之后第二个观测到的SN $\,$ Ia，以显示紫外线（UV）和光学的早期闪光。我们的分析发现，SN $\,$ 2019 yvq是不寻常的，即使忽略了最初的闪光，因为它是中度欠光的SN $\,$ Ia（$M_g \approx -18.5\,$等在峰值），但具有非常高的吸收速度（$v \approx 15,000\,\mathrm{km\,s}^{-1}$的Si II $λ$ 6355在峰值）。我们发现，SN $\,$ 2019 yvq的许多观测特征，除了闪光，可以解释，如果放射性$^{56}\mathrm{Ni}$的爆炸产额相对较低（我们测量$M_{^{56}\mathrm{Ni}} = 0.31 \pm 0.05\,M_\odot$），它和其他铁族元素集中在喷出物的最内层。为了解释SN $\,$ 2019 yvq的紫外/光学闪光和峰值特性，我们考虑了四种不同的模型：SN喷出物和非简并伴星之间的相互作用，外部喷出物中的$^{56}\mathrm{Ni}$扩展团块，双爆炸爆炸和两颗白矮星的猛烈合并。与观测结果相比，这些模型中的每一个都有缺点;很明显，需要进行额外的调整以更好地匹配SN $\,$ …
2020-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Broad H$α$ Emission Lines in the Late-time Spectra of a Hydrogen-poor Superluminous Supernova
iPTF 13 ehe是一颗贫氢超亮超新星（SLSN），z=0.3434，具有缓慢演化的光变曲线和光谱特征，与SN 2007 bi相似。它在（83-148）天（静止坐标系）内上升，达到1.3 x $10^{44}$ erg/s的最高辐射热光度，然后在0.015等非常缓慢地衰减。每日实测喷出物速度为13000 km/s。推断出的爆炸特征，如喷出物质量（67-220 $M_\odot$），总辐射和动能（分别为$10^{51}$和2 x $10^{53}$ erg），是一个缓慢发展的贫H SLSN事件的典型特征。然而，在+251天拍摄的后期光谱揭示了巴尔末α发射特征，具有宽和窄的成分，这在其他贫氢SLSNe中从未被发现过。宽分量的速度宽度约为4500 km/s，相对于窄分量有约300 km/s的蓝移。我们解释了这种广泛的H $α$发射与$\sim$ 2 $\times10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$的亮度之间的相互作用产生的超新星喷出物和一个离散的富氢壳，位于距离$\sim4\times10^{16}$ \，cm的爆炸现场。这种喷射-CSM相互作用导致静止帧r带LC在后期变亮。后期光谱没有被激波电离的CSM壳层完全吸收这一事实意味着它的汤姆逊散射光学深度可能<1，从而设定了CSM质量<30 $M_\odot$和体积数密度<4 x $10^8cm^{-3}$的上限。在现有…
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-lived Type IIn SN 2015da: Infrared echoes and strong interaction within an extended massive shell
在本文中，我们报告的第一个$\sim$四年的光谱和光度监测的IIn型超新星SN 2015 da（也被称为PSN J13522411+3941286，或iPTF16 tu）的结果。这颗超新星在附近的螺旋星系NGC 5337中爆炸，环境相对高度熄灭。瞬态表现出突出的窄巴耳末线在所有时间的发射和缓慢上升到最大值在所有波段。此外，业余天文学家进行的早期观测给出了一个非常严格的爆炸时期。的观测结果是一致的超新星喷出物和一个密集的和扩展的富氢星周介质之间的持续相互作用。这样一个延伸的致密介质的存在很难与标准的恒星演化模型相一致，因为SN 2015 da位置的金属丰度似乎略低于太阳。相互作用可能是驱动光变曲线的机制，如通过伪测辐射热光变曲线的分析所证实的，其给出了总辐射能量$\gtrsim10^{51}\,\rm{erg}$。通过模拟超新星激波通过致密的星周介质爆发的光变曲线，我们可以推断出前存在的气体质量是$\simeq8\,\rm{M_{\odot}}$，其前身星$\simeq0.6\,\rm{M_{\odot}}\,\rm{yr^{-1}}$的质量损失率非常大，这表明大多数星周气体是在多次爆发事件中产生的。近红外和中红外观测揭示了这些区域的通量过剩，类似于SN 2010jl和其他相互作用的瞬变现象，可能是由于超新星周围预先存在的辐射加热尘埃。通过对红外过量进行建模，我们推断出尘埃的质量为$…
2020-01-21 astro-ph.HE
Energetic eruptions leading to a peculiar hydrogen-rich explosion of a massive star
到目前为止，每一颗被观测到的超新星都被认为是恒星的终极爆炸。此外，所有在光谱中具有吸收线的超新星都显示出随着时间的推移，随着喷出物的膨胀和变薄，这些吸收线的速度会降低，从而揭示出以前隐藏的移动速度较慢的物质。此外，每一颗呈现出氢吸收线的超新星都有一个主要的光变曲线峰值，或者说光度的平台，在下降之前持续大约100天。在这里，我们报告了iPTF 14 hls的观测结果，这一事件的光谱与富含氢的核心坍缩超新星相同，但其特征与已知的超新星有很大的不同。光变曲线至少有五个峰值，并在600多天内保持明亮;吸收线的速度几乎没有下降;线形成区域的半径比连续辐射产生的光球半径大一个数量级以上。这些特征与恒星在最终爆炸前几百天以超新星级能量喷射出的几十个太阳质量的壳层一致。1954年，在同一位置记录了另一次可能的喷发。预计在95-130太阳质量的恒星中会发生多次高能超新星爆发，这些恒星经历了脉动对不稳定性。然而，这个模型并没有解释氢的持续存在，也没有解释这里观察到的能量学。可能需要另一种机制来解释大质量恒星中物质的猛烈喷射。
2017-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
